Zprávy

8884 Kde jsou vesmírné ´chybějící planety Dakotah Tyler [ Ezoterika ] 2025-02-18
Demografie planet odhaluje záhadný nedostatek světů v určitém rozsahu velikostí po celé galaxii...

Po staletí byla naše sluneční soustava jediným planetárním systémem, který byl lidem znám.
Neměli jsme žádný důkaz, že existují jiné světy než ty na našem vlastním kosmickém dvorku, a představovali jsme si, že pokud by existovaly jiné planetární systémy, zrcadlily by ten náš: malé kamenné světy obíhající blízko svých hvězd, s obřími planetami podobnými Jupiteru a Saturnu ve větší vzdálenosti. Vědci studovali historii našeho Slunce a jeho měsíců se všemi nástroji, které měli, a získané znalosti použili k formování našeho chápání toho, jak planety vznikají a vyvíjejí se. Ale asi před třemi desetiletími astronomové objevili exoplanety obíhající kolem hvězd, které nebyly naše vlastní. V následujících letech jsme jich našli tisíce, což rozbilo to, co jsme si mysleli, že víme o planetách. Ukazuje se, že planetární systémy v naší Galaxii vykazují pozoruhodnou rozmanitost - některé mají těsně natěsnané planety v exotických konfiguracích, jiným dominují plynní obři míhající své hvězdy. Nyní se objevila nová éra planetární vědy: demografie exoplanet...! Analýzou vzorců ve velikostech, drahách a složení planet, které detekují, vědci odhalují skutečné procesy, které formují planetární systémy. To, co nacházíme, není jednoduchý příběh, ale hádanka: pozoruhodné trendy v populacích planet, které zpochybňují naše chápání toho, jak se planety rodí a rostou. Tyto trendy nabízí nová vodítka k odpovědím na základní otázky: Proč existuje jen velmi málo planet v určitém rozsahu velikostí - zejména pás "chybějících planet" o něco větších než Země? Proč naše sluneční soustava postrádá nejběžnější typy planet v galaxii - ty větší než Země, ale menší než Neptun? A co je možná nejdůležitější, jak tyto objevy ovlivní naše hledání obyvatelných světů? Rozluštění těchto záhad není jen o studiu jednotlivých planet - je to o vidění celkového obrazu. Zkoumáním vzorců v demografii exoplanet se dozvídáme nejen to, co planetární systémy způsobuje, ale také to, jak naše sluneční soustava zapadá do tohoto galaktického kontextu.

Nakonec chceme vědět, zda je naše planeta vzácná -, nebo zda podmínky, které umožnily vznik života, mohou být tam venku hojné...! První potvrzené exoplanety byly objeveny v roce 1992 kolem pulsaru - rychle rotující neutronové hvězdy vyzařující rádiové vlny, která vznikla v důsledku přeměny hmotné hvězdy na supernovu. Zatím není jasné, zda tyto planety v pulsaru přežily výbuch supernovy, nebo se zformovaly z jejích trosek. V každém případě se jedná o odlehlé hodnoty ve známém souboru dat o exoplanetách. Skutečný průlom přišel v roce 1995 s objevem 51 Pegasi b, první objevené exoplanety obíhající kolem hvězdy podobné Slunci. Tento svět se vzepřel všem očekáváním. Spíše než vzdálený plynný obr jako Jupiter byla 51 Pegasi b monstrem o hmotnosti poloviny Jupiteru, ale obíhala překvapivě blízko své mateřské hvězdy a obíhala kolem ní jednou za 4,2 dne. V takové blízkosti by se planeta opékala při teplotě kolem 1800 stupňů Fahrenheita, což je dost horko na to, aby se vypařily některé kovy. Ačkoliv má 51 Pegasi b hmotnost jen asi poloviny hmotnosti Jupiteru, tato extrémní teplota způsobuje nafouknutí plynu, což dává planetě poloměr dvakrát větší než Jupiter. Astronomové nazvali tuto podivnou novou třídu planet "horký Jupiter". Existence horkých Jupiterů hodila klíč do hlavních modelů vzniku planet. Teorie byly založeny na struktuře naší sluneční soustavy, kde kamenné světy obíhají blízko Slunce a plynní obři zůstávají mnohem dále v chladnějších oblastech, kde mohou akumulovat plynný vodík a hélium.

Ale zde byl svět o hmotnosti Jupitera, který nějakým způsobem obýval spalující horké vnitřní části svého planetárního systému. Pokud by se hmotné planety mohly zformovat tak blízko svých hvězd -, nebo se zformovat dále a později se tam přesunout - jaká další neočekávaná uspořádání by mohla existovat? Chceme vědět, zda je naše planeta vzácná -, nebo zda podmínky, které umožnily vznik života, mohou být hojné. Astronomové objevili galaxii 51 Pegasi b detekcí kolísání pohybu její hvězdy způsobené gravitačním působením obíhající planety - technikou nazvanou Dopplerova metoda (nebo metoda radiálních rychlostí). Když planeta obíhá, mírně přitahuje svou hvězdu k sobě. Z naší perspektivy na Zemi se tato hvězda pohybuje blíže k nám a pak od nás (pokud je oběžná dráha ve správném úhlu od našeho zorného pole), což způsobuje, že světlo hvězdy má střídavý rudý a modrý posuv, podobně jako stoupá tón sirény sanitky, když se přibližuje, a klesá, když prochází kolem. Čím je planeta hmotnější a čím blíže je její oběžná dráha, tím větší je kolísání hvězdy a tím snazší je ji detekovat. To je důvod, proč první exoplanety objevené touto metodou byly horké Jupitery - a proč má tato strategie silné detekční zkreslení pro velké planety na blízkých oběžných drahách. Jak bylo metodou radiálních rychlostí objeveno více planet, začaly se objevovat vzorce. V roce 2008, po prozkoumání stovek hvězd, vědci zjistili, že asi 10 procent hvězd podobných Slunci hostí obří planety ve vzdálenosti několika málo míst, než je vzdálenost Země-Slunce (nazývaná astronomická jednotka). Přesto byly tyto rané demografické vzorce zastřeny naším zkreslením pozorování.

Významný krok vpřed v planetární demografii nastal, když NASA vypustila svůj vesmírný dalekohled Kepler. Nepřetržitým pozorováním více než 150 000 hvězd po dobu čtyř let Kepler detekoval tisíce planet pomocí tzv. tranzitní metody. Pátral po slabém zeslabení světla hvězdy, ke kterému dochází, když před ní z našeho pohledu přechází planeta. Petigura, můj Ph.D. poradce na Kalifornské univerzitě v Los Angeles, analyzoval data z Keplera a ukázal, že přibližně polovina všech hvězd podobných Slunci hostí alespoň jednu planetu mezi Zemí a Neptunem. Zdá se, že tyto planety, které v naší sluneční soustavě vůbec neexistují, obíhají kolem svých hvězd spíše v týdnech, nebo měsících než v letech. Při zpětném pohledu bylo krátkozraké myslet si, že naše sluneční soustava je "galaktickou šablonou"... Pravidlem v astronomii však je, že je obvykle bezpečné předpokládat, že naše perspektiva je průměrná a ne zvláštní, takže si myslím, že nám může být odpuštěno.

Jak Keplerův vzorek rostl, záhada se stávala více a více zřejmou. Astronomové pozorovali nápadný nedostatek planet o velikosti kolem 1,6 až 1,9 poloměru Země, které nazvali mezera poloměru. Toto zjištění nebylo náhodou detekčního zkreslení - poté, co vědci zohlednili všechny výběrové efekty a zkreslení v pozorováních, mezera zůstala. Něco na vzniku, nebo vývoji planet musí aktivně bránit planetám v udržení této střední velikosti, což je s největší pravděpodobností proces, který odtrhává atmosféry planet v tomto rozsahu. Další intriky do této skládačky přidává fenomén známý jako "horká poušť Neptunu". Planety velikosti Neptunu nápadně chybí na oběžných drahách kratších než asi tři dny. Důvody tohoto nedostatku jsou stále předmětem zkoumání, ale extrémní záření z hvězd v této vzdálenosti a slapové síly pravděpodobně přispívají k tomuto trendu. Stejně jako u menších planet, které mají hmotnosti blízko poloměru, jsou krátkoperiodické Neptuny obzvláště citlivé na ztrátu atmosféry. Postupem času mohou být jejich tlusté plynné obálky zcela odstraněny a zanechají za sebou holá kamenná jádra, která bychom mohli klasifikovat jako super Země - zvětšené verze našeho kamenného světa. Vědci se domnívají, že horká poušť Neptun je proto extrémnějším případem stejných procesů, které formují mezeru poloměru. (Jak jsme shromažďovali další pozorování, některé teorie dokonce předpovídaly tyto útvary jako důsledek záření proudícího z hvězd.)

Následná pozorování radiálních rychlostí pomocí pozemských dalekohledů přidala další důležitý dílek do skládačky. Měřením hmotností známých exoplanet astronomové zjistili, že mezera poloměru odpovídá přechodu ve složení. Planety s hmotami pod touto mezerou jsou husté a kamenné jako Země, zatímco planety nad ní mají nižší hustotu, což naznačuje značnou atmosféru. Menší planety se zdají být super Země. Ty větší jsou "mini Neptuny" s kamennými jádry zahalenými silnými vrstvami vodíku a helia. Tento demografický vzorec vyvolává zásadní otázky. Začínají všechny malé planety s výraznou atmosférou a některé ji časem ztrácejí? , nebo se od začátku tvoří v jiném složení? Nedávná pozorování planet aktivně ztrácejících svou atmosféru naznačují, že ztráta plynu hraje významnou roli.

Astronomové se domnívají, že existuje několik procesů, které mohou vytrhnout atmosféry z planet, nebo omezit jejich vznik. Dvěma hlavními uchazeči jsou foto-odpařování a ztráta hmoty poháněná jádrem. Společně mohou vysvětlit mezeru poloměru a horkou poušť Neptunu. Foto-vypařování je jedním z nejlepších vysvětlení mezery poloměru. Když se mladé hvězdy zažehnou, uvolní extrémní ultrafialové a rentgenové záření spolu se silným větrem nabitých částic. Planety, které obíhají příliš blízko svých mateřských hvězd, se koupou v tomto záření, které ohřívá jejich atmosféry do té míry, že částice mohou uniknout do vesmíru. Představte si dvě nově vzniklé planety obíhající ve stejné vzdálenosti od svých hvězd, z nichž každá začíná kamenným jádrem a mohutnou vodíkovo-heliovou plynnou obálkou. Planeta A má nižší hmotnost a slabší gravitaci, takže se nemůže udržet ve své atmosféře, protože do ní hvězda pumpuje energii. Rychle ztrácí všechen svůj plyn do vesmíru a stává se hustou, kamennou superZemí. Když pozorujeme tento systém, planeta bez atmosféry se jeví jako menší. Planeta B má však vyšší hmotnost a silnější gravitaci, což jí umožňuje zachovat si většinu své atmosférické obálky. Když pozorujeme tento systém, planeta se jeví jako velká, protože je světlá a nafouklá jako prvotní kokon.

Teorie foto-vypařování vytváří několik předpovědí, které odpovídají pozorovaným vzorcům. Například mezera poloměru by se měla s oběžnou dobou svažovat dolů, protože planety blíže ke hvězdám zažívají intenzivnější záření a musí být hmotnější, aby přežily s neporušenou atmosférou. Podobně vidíme nedostatek planet o velikosti Neptunu s oběžnými drahami kratšími než tři dny, tzv. horkou Neptunovou poušť. V této oblasti je únik atmosféry tak účinný, že mohou přežít pouze kamenná jádra. Druhým mechanismem pro zmizení atmosfér planet je ztráta hmoty poháněná jádrem, která je způsobena teplem generovaným uvnitř planety. Po vzniku planet si zadržují značné množství tepla z procesu přitahování hmoty do sebe. Tato zbytková vnitřní energie může zahřát základnu atmosféry při ochlazování planety, zvednout prvotní obálku zespodu a pomoci plynu uniknout, spolu s tahem hvězdného záření. Naše sluneční soustava, kdysi považovaná za "plán" pro všechny planetární systémy, nyní stojí jen jako jedna z nesčetných možností...!

Úbytek hmoty způsobený jádrem naznačuje, že menší a méně hmotné planety se slabší gravitací a méně izolujícím plynem ztrácejí svou atmosféru zespodu, jak chladnou v průběhu stovek milionů let. Větší planety naproti tomu mají dostatečnou gravitační sílu, aby si udržely své obálky navzdory vnitřnímu ohřevu. Tento mechanismus je také v souladu s mezerou poloměru, vzhledem k tomu, že planety střední velikosti jsou nejvíce náchylné ke ztrátě atmosféry v důsledku tohoto procesu. Nakonec se horké planety ochladí a hvězdné záření ohřívá atmosféru. Astronomové se domnívají, že oba mechanismy jsou v činnosti, ale stále není rozhodnuto, která teorie má na stupnici planetárního vývoje větší váhu. Je pravděpodobné, že výsledek závisí na konkrétních podmínkách dané planety. Přispět mohou i další procesy.

Teorie rychlého vyvaření například předpokládá, že během raných let existence planety, krátce po zformování její hvězdy, se zbytkový disk obíhající kolem hvězdy - který obsahuje suroviny, které byly použity ke vzniku planet - vyčistí. Výsledný rychlý pokles tlaku v okolí planety může vést k náhlé fázi varu v její atmosféře. V jiných případech se planety mohou tvořit v prostředí chudém na plyn. Tyto světy by přirozeně postrádaly hustou atmosféru od samého počátku, což by vedlo ke vzniku kamenného složení. A konečně, masivní srážky mezi mladými planetami by mohly odtrhnout jejich atmosféry a zanechat za sebou holá kamenná jádra, což se nazývá kolizní odizolování. Ačkoli je tento proces pravděpodobně vzácný, může vysvětlit některé planetární populace. Nedávná pozorování začala zachycovat některé z těchto situací v akci a poskytují přímý důkaz úniku z atmosféry. Protože planety s největší pravděpodobností uvolňují hmotu, když jsou mladé, většina malých planet, které můžeme pozorovat, neprochází významnou ztrátou.

Existuje však příznivý scénář pro pozorování atmosféry unikající v reálném čase: plynný obr na blízké oběžné dráze, známý také jako horký Jupiter. Přesvědčivým příkladem je planeta WASP-69b, kterou moje skupina pozorovala pomocí dalekohledu na W. M. Keck Observatory na Havaji. WASP-69b je plynný obr o velikosti Jupiteru a hmotnosti Saturnu, který obíhá tak blízko své hvězdy, že celý oběh kolem něj trvá planetě pouhých 3,8 dne. O výronech materiálu kolem planety, které naznačují, že aktivně ztrácí hélium jsme informovali v článku https://www.bibliotecapleyades.net/archivos_pdf2/wasp-69b-escaping-envelope.pdf

V tomto případě musí být mechanismem ztráty hmoty fotoodpařování. Planeta je příliš hmotná na to, aby ztratila hmotu kvůli vnitřnímu ohřevu, místo toho je zasažena vysokoenergetickým zářením ze své mateřské hvězdy. Naše pozorování odhalila, že WASP-69b ztrácí asi 200 000 tun za sekundu, což je jedna hmotnost Země za miliardu let. Kromě toho došlo k dramatickým změnám ve tvaru odtoku unikajícího plynu: někdy má ohon podobný kometě táhnoucí se přes 350 000 mil a jindy se zdá být mnohem méně nápadný. Tato proměnlivost odtoku pravděpodobně pramení ze změn v aktivitě mateřské hvězdy. Stejně jako naše Slunce prochází obdobími zvýšené a snížené aktivity během svého magnetického cyklu, hvězdy mohou zažívat období více či méně intenzivního záření a vzplanutí. Úseky zvýšené hvězdné aktivity by mohly zvýšit rychlost úniku z atmosféry a změnit tvar jakéhokoli materiálu řítícího se z planety.

Tato dynamická souhra mezi hvězdou a planetou ilustruje, že ztráta atmosféry nemusí být stálým a rovnoměrným procesem ani u vyspělejších planet. Spíše se jedná o pokračující bitvu, která je formována jak vlastnostmi planety, tak náladou její hvězdy. Naše zjištění a další ukazují, jak foto-odpařování může pomoci vysvětlit jak mezeru poloměru, tak horkou poušť Neptunu demonstrací tohoto procesu hromadných ztrát v reálném čase. Pro danou oběžnou vzdálenost potřebují planety minimální hmotnost, aby se udržely ve své atmosféře uprostřed náporu vysokoenergetického hvězdného záření. Mezera poloměru odděluje planety, které jsou dostatečně hmotné, od těch, které hmotné nejsou. Horká poušť Neptunu ukazuje, jak se tento koncept zesiluje, když se planeta přibližuje ke hvězdě a hvězdné záření se exponenciálně zvyšuje. V dostatečné blízkosti hvězdy mají pouze horké Jupitery hmotnost potřebnou k udržení atmosféry - všechny ostatní planety jsou svlečeny až na své holé kamenné jádro. Příští desetiletí by mělo být vzrušující etapou pro zpřesnění našeho chápání planetární demografie.

Ačkoli většina astronomů souhlasí s tím, že ztráta atmosférické hmoty je hlavním důvodem, proč nevidíme o něco větší Země nebo horký Neptun na blízkých oběžných drahách, zůstávají jemnější detaily nevyřešeny. Je foto-vypařování, poháněné hvězdným zářením, dominantním faktorem, nebo hraje větší roli úbytek hmoty poháněný jádrem poháněný vnitřním teplem planety? Rozluštění příspěvků těchto mechanismů vyžaduje novou generaci dalekohledů a přístrojů schopných přesně měřit hmotnosti, složení a atmosféry planet. Doufáme, že lépe pochopíme, jak závisí mezera poloměru na typu hvězdy. Pro hvězdy s nízkou hmotností, jako je příklad M trpaslíků, zdá se, že se mezera poloměru posouvá - menší planety kolem těchto hvězd jsou schopny udržet si atmosféru častěji, protože jsou vystaveny menšímu záření než větší hvězdy. Poloměrová mezera je obvykle méně definovaná, protože hvězdy s nízkou hmotností vyzařují jiné druhy záření než větší hvězdy. Planety kolem těchto hvězd mají také tendenci mít větší rozmanitost složení jádra a tyto systémy mohou mít zvýšenou četnost velkých kolizí.

Planety kolem M trpaslíků mají také tendenci obíhat mnohem blíže, kde hvězdná aktivita, jako jsou erupce a větry, může mít velký vliv na udržení atmosféry. Detailní zkoumání těchto světů odhalilo náznaky, že některé z nich by mohly skrývat značné množství vody, potenciálně ve formě hlubokých globálních oceánů pod atmosférou bohatou na vodík. Tyto "vodní světy" by zaujímaly jedinečné postavení v planetární demografii a zpochybňovaly by jednoduché modely kamenných superZemí a bohatých na plyn.

Mini Neptuny
Nové pozemní přístroje, jako je hledač planet Keck, který byl nedávno spuštěn na Keckově observatoři, a další vysoce přesné přístroje pro měření radiálních rychlostí budou při testování našich teorií nepostradatelné. Tím, že nám umožní měřit hmotnosti planet v širokém rozsahu typů hvězd, nám tyto pokroky pomohou určit, zda jsou hmotnosti superZemí a sub Neptunů v souladu s předpověďmi z našich různých modelů. V multiplanetárních systémech mohou tyto druhy dat pomoci rozluštit efekty historie hvězdného ozáření, což vědcům umožní porovnat planety, které vznikly za podobných podmínek.

Projekty NASA
Družice pro průzkum tranzitujících exoplanet (TESS) provádí rozsáhlé sledování v dlouhém časovém horizontu, které by mohlo odhalit planety s mírně širšími oběžnými drahami kolem svých hvězd, než má většina známých světů. Tím, že tyto objevy vyplní tuto řídce osídlenou oblast malých exoplanet s delší oběžnou dobou, poskytnou klíčová data pro pochopení toho, jak se mění ztráta a složení atmosféry v širším rozsahu planetárních prostředí. Velký skok vpřed by měl nastat, až budou v příštích desetiletích připojeny některé dalekohledy s velkou cenou. Pozemní superdalekohledy, jako je Evropská jižní observatoř a extrémně velký dalekohled, by měly spatřit první světlo na konci 20. let 21. století. Tyto přístroje budou excelovat při pozorování mladých, svítivých planet, které stále září teplem svého vzniku. Tyto gigantické dalekohledy nabídnou kritický pohled na chaotická raná stádia planetárního vývoje, kdy jsou atmosféry nejnáchylnější ke ztrátě.

Observatoř obyvatelných světů, vlajkový vesmírný dalekohled NASA, má být vypuštěn ve 40. letech 21. století. Je navržen tak, aby detekoval a studoval planety podobné Zemi v obyvatelných zónách hvězd podobných Slunci. Cílem je využít observatoř k přímému zobrazení těchto světů a analýze jejich atmosfér za účelem hledání známek přítomnosti kyslíku, metanu a vodní páry - klíčových indikátorů obyvatelnosti. To, co se naučíme ze všech těchto nových nástrojů, bude sahat daleko za planetární demografii. Studiem toho, jak planety ztrácejí, nebo si udržují svou atmosféru, odhalujeme tajemství obyvatelnosti, rozmanitosti a sil, které utvářejí světy po celé galaxii.

Naše sluneční soustava, kdysi považovaná za"Plán" pro všechny planetární systémy, nyní stojí jen jako jedna z nesčetných možností, jedinečná konfigurace v kosmu překypujícím rozmanitostí...! Většina hvězd hostí planety, které se nepodobají ničemu v našem kosmickém sousedství, což nám připomíná, že vesmír je bohatší a překvapivější, než jsme si představovali. Rozpletením sil, které utvářejí tyto vzdálené světy, se přiblížíme k odpovědi na některé z nejstarších otázek lidstva: Jak běžné jsou planety podobné Zemi? Je mezi hvězdami jiný život? A co skutečně znamená naše místo v tomto obrovském a spletitém vesmíru...?

Zdroj: https://www.bibliotecapleyades.net/universo/exoplanets48.htm

Zpět